ΟΙ ΜΕΤΑΒΛΗΤΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ


Οι αστέρες κατά την διάρκεια της ζωής των εξελισσόμενοι παρουσιάζουν μεταξύ των άλλων και μεταβολές  στην φαινομένη των λαμπρότητα, μεταβολές όμως οι οποίες συντελώνται σε πολύ μεγάλα χρονικά διαστήματα.  Ο όρος "μεταβλητός αστήρ" εκτός από αυτές τις κατηγορίες περιλαμβάνει κυρίως τους αστέρες εκείνους των οποίων η λαμπρότητα μεταβάλλεται κατά περιόδους και σε μικρά χρονικά διαστήματα ωρών, ημερών ή ετών.  Υπάρχουν πολλοί λόγοι που ένας αστέρας μεταβάλλει την λαμπρότητά του. Με βάση αυτές τις αιτίες οι μεταβλητοί αστέρες ταξινομούνται σε δύο μεγάλες κατηγορίες όπου οι μεταβολές ή είναι οπτικό επακόλουθο των κινήσεων ή της ηλικίας ενός διπλού συστήματος αστέρων, είτε  οφείλονται στην πορεία της εξελίξεως τού αστέρος.

Ιστορικό .  Πρώτος ο αρχαίος Έλληνας αστρονόμος Ίππαρχος το έτος        134 π.Χ σημείωσε την παρουσίαση ενός "νέου" αστέρος, πιθανώς ενός κομήτη χωρίς ουρά  και από αυτό το γεγονός οδηγήθηκε στήν σύνταξη του πρώτου καταλόγου αστέρων στην ιστορία της Αστρονομίας.   Αργότερα οι Άραβες αστρονόμοι παρατήρησαν ότι ο αστέρας β Περσέως (Αλγόλ=δαίμονας) μεταβάλλει την λαμπρότητά του.  Το έτος 1596 ο Fabricius διαπίστωσε την περιοδικότητα των μεταβολών του αστέρος ο Κήτους ονομάζοντάς τον Θαυμάσιο (Mira).  Ο  Montanari το 1669 μελετά τις μεταβολές του Αλγόλ και το 1670 τον R Ύδρας. Το 1686 διαπιστώνονται οι διακυμάνσεις του χ Κύκνου, το έτος 1782 του β Λύρας, το 1795 του R Βορείου Στεφάνου κλπ.  Αργότερα με την βοήθεια χαρτών του ουρανού και με την σύγκριση των μεγεθών των  με άλλους σταθερούς στην λαμπρότητα αστέρες με διάφόρους μεθόδους, ανακαλύφθηκαν  δεκάδες χιλιάδες μεταβλητών αστέρων στον γαλαξία μας οι οποίοι αναφέρονται σε ειδικούς καταλόγους.

Κατάλογοι μεταβλητών αστέρων και σύλλογοι παρατηρήσεων.  Ένας αξιόλογος ιστορικός κατάλογος είναι ο κατάλογος  των Kukarkin-Parenago ρωσιστί (τόμοι Ι-ΙΙ) και ο του Scheller γερμανιστί με τίτλο "Geschighte und Literatur des Licht-Wechsels der veranderlichen Sterne".  Θεωρώ παράλειψη να μήν αναφέρω τις πολύ συστηματικές και ενδιαφέρουσες εργασίες στον Ελληνικό χώρο του αειμνήστου αστρονόμου Κων/νου  Σ.  Χασάπη .

Υπάρχει διεθνές δίκτυο παρατηρήσεων μεταβλητών αστέρων από ερασιτέχνες αστρονόμους υπό την καθοδήγηση της AAVS O (American assosiation of variable stars observers) με την έκδοση ειδικών χαρτών παρατηρήσεων μεταβλητών όπως και της γαλλικής AFOEV (Assosiation Francaise d' Observateurs d' etoiles variables).

Συστήματα ονομασίας των μεταβλητών.  Τρία είναι τα συστήματα ονομασίας μεταβλητών αστέρων :

* Με την μέθοδο του Argelander  η οποία  συμβολίζει τους μεταβλητούς αστέρες ενός αστερισμού με κεφαλαία λατινικά γράμματα αρχής γενομένης από το  γράμμα R, S μέχρι και του Ζ  και μετά εναλλακτικά τα RR, SS κλπ.   Π.χ   R Λέοντος,  Τ  Ταύρου, R Ασπίδος κλπ.

*Το γαλλικό σύστημα εισάγει το γράμμα V (Variable) ακολουθούμενο από τον αύξοντα αριθμό κάθε μεταβλητού.  Π.χ  V2  Μεγ. Άρκτου.

*Το αστεροσκοπείο Harvard εισήγαγε το σύστημα των εξαψηφίων αριθμών βάσει του οποίου με αριθμούς  παριστάνονται οι συντεταγμένες (ορθή αναφορά, απόκλισις) του μεταβλητού στον ουρανό.

Ταξινόμησις των μεταβλητών αστέρων.  Οι μεταβλητοί αστέρες χωρίζονται σε δύο μεγάλες κατηγορίες :

Κατηγορία Α'  Περιοδικοί μεταβλητοί.   Περιλαμβάνονται όσοι αστέρες μεταβάλλουν την λαμπρότητά των σε σύντομα χρονικά διαστήματα (ωρών, ημερών ακόμα και ετών).  Με κριτήρια τα αίτια της μεταβολής χωρίζονται σε καθαυτό μεταβλητούς (μεταβλητούς από την φύση τους : παλλόμενοι αστέρες, αστέρες μέλη  κατακλυσμικών συστημάτων)   και   οπτικώς μεταβλητούς (αστέρες  μέλη στενών διπλών συστημάτων όπου ο ένας κρύβει τον άλλο με αποτέλεσμα την μεταβολή της λαμπρότητος.  Βλέπε κεφάλαιο διπλοί αστέρες).  Με πρόσθετο κριτήριο την διάρκεια του χρόνου  μεταβολής  της λαμπρότητός  των διαχωρίζονται σε μεταβλητούς βραχείας περιόδου και μεταβλητούς μακράς περιόδου. 

Κατηγορία Β'  Μη περιοδικοί μεταβλητοί.  Περιλαμβάνονται οι ανώμαλοι μεταβλητοί όπως και οι καινοφανείς και υπερκαινοφανείς αστέρες. (τα αίτια των μεταβολών είναι εξελικτικά ή και κατακλυσμικά).

ΟΙ ΠΑΛΛΟΜΕΝΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ.

Αστέρες αυτής της κατηγορίας ανήκουν στους καθαρά μεταβλητούς, τα δε αίτια των μεταβολών των λαμπροτήτων των οφείλονται σε εσωτερικούς λόγους.  Οι παλλόμενοι αστέρες είτε είναι μεταβλητοί βραχείας περιόδου (ημερών ή και ωρών), είτε είναι μεταβλητοί μακράς περιόδου (100-600 ημερών).

Α' Μεταβλητοί βραχείας περιόδου. Αντιπροσωπευτικό παράδειγμα παλλομένων μεταβλητών βραχείας περιόδου είναι ο αστέρας δ Κηφέως (Αλδεραμίν).   Σε μία σταθερή χρονική περίοδο 5,5 ημερών περίπου η λαμπρότης του αστέρος κυμαίνεται από 3,7 έως 4,4 οπτικό μέγεθος ενώ η άνοδος πρός το μέγιστο γίνεται ταχύτερα από την κάθοδο στό ελάχιστο. Παράλληλα με την λαμπρότητα μεταβάλλονται η επιφανειακή θερμοκρασία κατά 1500ο Κ  και η ακτινική ταχύτητα του αστέρος στό διάστημα.  Οι αστέρες του τύπου δ Κηφέως λέγονται κηφείδες. Το χρώμα τους είναι κίτρινο και ανήκουν στον φασματικό τύπο G.  Υπάρχουν επίσης κηφείδες που ανήκουν στον αστρικό πληθυσμό ΙΙ (αστέρων με μεγάλες ηλικίες) που ευρίσκονται κοντά στό κέντρο του γαλαξία και μέσα στά σφαιρωτά σμήνη με περίοδο μεταβολής από 12-30 ημέρες.  Με γυμνό οφθαλμό είναι ορατοί 12 κηφείδες  όπως ο δ Κηφέως, ο η Αετού, ο ζ Διδύμων κλπ.

Οι αστέρες του τύπου RR Λύρας έχουν ακόμα μικρότερη περίοδο κυμαινόμενη από 1,5 ώρα έως 1 ημέρα χρώματος μπλέ και ανήκουν στους φασματικούς τύπους A0-F5.  Λέγονται και μεταβλητοί σμηνών επειδή παρατηρήθηκαν πρώτα μέσα σε σφαιρωτά σμήνη αστέρων.  Οι αστέρες αυτών των κατηγοριών μεταβάλλουν τα οπτικά των μεγέθη σε ίσες χρονικές περιόδους σε σχέση με το χρονικό διάστημα της μεταβολής και γι' αυτόν τον λόγο χρησιμοποιήθηκαν όπως και οι κηφείδες γιά την εύρεση των γαλαξιακών αποστάσεων.

Τα αίτια των μεταβολών των λαμπροτήτων  αυτών των αστέρων οφείλονται σε περιοδικές αναπάλσεις των ατμοσφαιρών των σε σχέση με μία μέση θέση ισορροπίας, θεωρία που εισηγήθηκε το 1914 ο Shapley.  Όταν η επιφάνεια του αστέρος συστέλλεται, ο αστέρας γίνεται θερμότερος και λαμπρότερος με μεταβολή στήν ακτινική του ταχύτητα στο διάστημα.  Αντίθετα, κατά την φάση της διαστολής ο αστέρας ψύχεται και παρουσιάζεται αμυδρό-τερος. Όλοι οι παλλόμενοι αστέρες είναι γίγαντες και υπεργίγαντες με φωτεινότητες 100-10.000 φορές μεγαλύτερες της ηλιακής και φαίνεται ότι οι αναπάλσεις των διαρκούν σχετικά μικρό χρονικό διάστημα, αποτελώντας  μία φάση στήν πορεία εξελίξεως ωρισμένων αστέρων .    

Ένα άλλο χαρακτηριστικό γνώρισμα των κηφειδών είναι ότι οι περίοδοι των μεταβολών των είναι ανάλογοι των πραγματικών των λαμπροτήτων, μέ άλλες λέξεις όσο μεγαλύτερη απόλυτη λαμπρότητα παρουσιάζει ο αστέρας, τόσο μεγαλύτερη περίοδο μεταβολής έχει.  Η σχέση αυτή λέγεται σχέση περιόδου-λαμπρότητος η οποία  παραστάθηκε γραφικά από τον Shapley και είναι γνωστή σάν νόμος της Miss Leavit από το όνομα της αμερικανίδος αστρονόμου (1914) που την ανακάλυψε. Συνεπώς δεδομένων των περιόδων είναι δυνατόν να ευρεθούν τα απόλυτα μεγέθη Μ και συνεπώς οι αποστάσεις των κηφειδών, πράγμα που έχει μεγάλη σημασία διότι εάν ανιχνευθούν αστέρες κηφείδες σε οποιοδήποτε σημείο του γαλαξία μας ή σε άλλους γαλαξίες είναι δυνατόν να υπολογισθούν οι αποστάσεις των ίδιων των γαλαξιών όπου ανήκουν. (Βλέπε κεφάλαιο Γαλαξίας).

Υπάρχει άλλη μία ακόμα ομάδα βραχυπερίοδων μεταβλητών, των αστέρων τύπου β Μεγάλου Κυνός με ακόμα μικρότερη περίοδο μεταβολής 3-6 ωρών.  Ανήκουν στις τάξεις λαμπρότητος Ι-ΙΙΙ, φασμ.τύπων B1-B3 με μικρές διακυμάνσεις μεγεθών.

Β'   Μεταβλητοί μακράς περιόδου.  Η λαμπρότητα των μακροπερίοδων μεταβλητών αυξομειώνεται σε χρονικές περιόδους από 100-600 ημέρες ή σε μερικές περιπτώσεις μεταξύ 50-60 ημερών με μεγάλο εύρος κυμάνσεως μεταξύ 5 ή 9 οπτικών μεγεθών.  Γενικά η περίοδός των δέν είναι σταθερή.  Είτε  παρατηρείται μία σχετική αύξησίς της είτε μείωσις ή έχει μία μέση τιμή.  Χωρίζονται στίς εξής κατηγορίες :

i- Μεταβλητοί τύπου ο Κήτους.  Ο αστέρας ο Κήτους (Mira ή Θαυμάσιος) είναι το αντιπροσωπευτικώτερο παράδειγμα αυτής της κατηγορίας.  Το μέγιστο φαινόμενο οπτικό μέγεθος του Θαυμασίου κυμαίνεται μεταξύ 2ου καί 5ου, ενώ το ελάχιστο πέφτει στό 8ον έως 10ον μέσα σε μία ασταθή χρονική περίοδο 320 ή άλλοτε 370 ημερών. Η επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρος μεταβάλλεται μεταξύ 2600ο Κ (μέγιστο) και 1900ο Κ (ελάχιστο).  Είναι υπεργίγαντας αστέρας με 10 πλάσια μάζα της ηλιακής και διάμετρο 300 φορές μεγαλύτερη τού ηλίου.  

Η ερμηνεία των μεταβολών των λαμπροτήτων των μεταβλητών μακράς περιόδου οφείλεται στό  ότι παρουσιάζουν περιοδικές αναπάλσεις όπως συμβαίνει και με τους κηφείδες επιπρόσθετα όμως οι αστέρες αυτοί περιβάλλονται από θερμά διεσταλλόμενα κελύφη που κινούνται πρός τα έξω σχετικά με την περιβάλλουσα ατμόσφαιρα τα οποία πιθανόν να είναι η αιτία των ανωμαλιών των μεταβολών αυτών.

 

ii- Ημιπεριοδικοί ή ημιομαλοί μεταβλητοί.

Είναι μία ενδιάμεση κατηγορία αστέρων μεταξύ μεταβλητών βραχείας και μακράς περιόδου με χαρακτηριστικό ότι παρουσιάζουν διακυμάνσεις μεγίστου και ελαχίστου όπως και στίς περιόδους των μεταβολών της λαμπρότητός των.  Αντιπροσωπευτικό παράδειγμα είναι ο αστέρας R Ασπίδος ο οποίος σε περιόδους 70 ή 142 ημερών κυμαίνεται από 4,5-9,0  οπτικά μεγέθη.  Ο α Ηρακλέους κυμαίνεται από το 3,0 - 4,0 οπτικό μέγεθος εντός  περιόδου μερικών μηνών.

 

Κατηγορία Β'  Ανώμαλοι μεταβλητοί.

Υπάρχουν πολλοί τύποι ανωμάλων μεταβλητών αστέρων, τα δέ αίτια τής μεταβολής των οφείλονται σε εκρηξιγενείς ή κατακλυσμικούς  λόγους.  Οι κυριώτερες κατηγορίες αυτών των αστέρων είναι οι εξής :

 

i-Αστέρες τύπου T Ταύρου.  Οι αστέρες αυτοί είναι νέοι στήν ηλικία και ευρίσκονται στήν περίοδο της συστολής  των προκειμένου να τοποθετηθούν στήν κυρία ακολουθία τού διαγράμματος H-R περιβαλλόμενοι από μεσοαστρικά νέφη αερίων και σκόνης.  Ο αντιπροσωπευτικός αστέρας Τ  Ταύρου έχει επιφανειακή θερμοκρασία που κυμαίνεται από 3500-7000οΚ  ενώ περιτρυγυρίζεται από ένα σκοτεινό νέφος σκόνης. Οι δυνατές γραμμές εκπομπής που δείχνει το φάσμα του προέρχονται από ένα κέλυφος αερίων χαμηλής πυκνότητος γύρω από τον αστέρα.  Ισχυρές αεριώδεις δίνες εξέρχονται από δύο διαμετρικά αντίθετες διευθύνσεις τού αστέρος με ταχύτητες εκατοντάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο.

Οι δίνες σχηματίζουν από το κέντρο του αστέρος έναν δίσκο αερίων ο οποίος κινείται μαζί με τόν άξονα περιστροφής του αστέρος ενώ ο ηλιακός άνεμος κατευθύνεται έξω μεταφέροντας εσωτερικά υλικά. Κατ' αυτόν τον τρόπο σχηματίζεται ένα διπλό αεριώδες κέλυφος σε απόσταση 1 έτους φωτός από τον αστέρα το οποίο και διαστέλλεται.  Όταν το υλικό συμπιέσει και θερμάνει το μεσοαστρικό αέριο, τα μεμονωμένα απομεινάρια του φωτεινού νέφους σχηματίζουν ένα μεσοαστρικό νεφελώδες αντικείμενο που λέγεται Herbing-Haro (η ονομασία προέρχεται από τα ονόματα των αστρονόμων που τα ενετόπισαν).  Έχει ανακαλυφθεί μεγάλος αριθμός αστέρων τύπου Τ Ταύρου στον γαλαξία μας, Αντιπροσωπευτικό παράδειγμα είναι ο ρ Οφιούχου, κοντά δε σε αυτόν ευρίσκεται το ομώνυμο νεφέλωμα ρ Οφιούχου στο οποίο έχουν εντοπισθεί με παρατηρήσεις στό υπέρυθρο 40 νέοι αστέρες Τ Ταύρου.  Το νεφέλωμα ρ Οφιούχου απέχει 700 έτη φωτός (άνω φωτογραφία).

Στήν περίπτωση του αστέρος R Μονοκέρωτος το φωτεινό νεφέλωμα που τον περιβάλλει αλλάζει  λαμπρότητα ανάλογα με την μεταβολή της φωτεινότητος του αστέρος.  Ονομάζεται νεφέλωμα του Hubble (NGC 2261) από το όνομα του αστρονόμου ο οποίος το 1916 πιστοποίησε τις εν λόγω μεταβολές στήν λαμπρότητά του. Το νεφέλωμα αυτό ευρίσκεται στόν αστερισμό του Μονόκερωτος σε απόσταση 2600 ετών φωτός και έχει διάμετρο 7 έ.φ.  Είναι νεφέλωμα μορφής Herbing-Haro.  Γενικά, τα αντικείμενα  Herbing-Haro έχουν μάζες από 0,5 έως 30 γήινες και διαμέτρους από 500- 4000 αστρονομικές μονάδες. 

 

Άλλες κατηγορίες ανωμάλων μεταβλητών αστέρων είναι :

* R Βορείου Στεφάνου.  Παρουσιάζει διακύμανση μεταξύ οπτικών μεγεθών 5,8-9 μέσα σε λίγα έτη.  Ως αίτιο αναφέρεται ένα νέφος σκόνης που περιβάλλει τον αστέρα και που διαστέλλεται υπό την επήρεια δυνατού ηλιακού ανέμου.  Είναι γνωστοί περί τους 40 αστέρες και είναι όλοι υπεργίγαντες φασματικών  τύπων F καί G.

* RV Ταύρου.  Είναι υπεργίγαντες αστέρες φασματικών  τύπων F, G καί Κ με μεταβολές 4 οπτικών μεγεθών σε χρονικά διαστήματα 30 έως 150 ημερών. Οφείλονται στήν γρήγορη απώλεια της μάζας των από τον ηλιακό άνεμο.

 

Αστέρες εκλάμψεων.    Είναι ερυθροί νάνοι αστέρες της κυρίας ακολουθίας φασματικών τύπων Μ3 έως Μ6 οι οποίοι παρουσιάζουν μία ταχύτατη στιγμιαία έκλαμψη εύρους 1-2  μεγεθών.  Με τον όρο έκλαμψις  εννοούμε μία βραχείας χρονικής διαρκείας απελευθέρωση τεραστίων ποσοτήτων ενεργείας από την φωτόσφαιρα τού αστέρος η οποία δίνει τόση φωτεινότητα, ώστε ολόκληρος ο αστέρας να παρουσιάζεται πολύ λαμπρότερος.  Παρόμοια φαινόμενα εκλάμψεων παρατηρώνται και στόν ήλιο με τήν διαφορά όμως ότι είναι πολύ περιορισμένης εκτάσεως φαινόμενα στήν φωτόσφαιρά του.  Τα φάσματα των αστέρων εκλάμψεων παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής υδρογόνου και ιονισμένου ασβεστίου. 

Τυπικά παραδείγματα αστέρων εκλάμψεων είναι ο Εγγύτατος του Κενταύρου με κύριο αντιπροσωπευτικό αστέρα τον UV Κήτους ο οποίος με τίς εκρήξεις πού παρουσιάζει κάθε 1,5 ημέρες περίπου αυξάνει την λαμπρότητά του κατά 1 ή 2 μεγέθη.

* Οι αστέρες επίσης τού τύπου BY Δράκοντος εκτός από τίς εκλάμψεις που παρουσιάζουν, έχουν μία σκοτεινή ανομοιογένεια στίς ατμόσφαιρές των με αποτέλεσμα τις μεταβολές των λαμπροτήτων των σε μία περιστροφή γύρω από τόν άξονά των.